Лекция 9. Галактики 19. Методы определения расстояний до галактик

Лекция 19. Галактики
19.2 Методы определения расстояний до галактик
Некоторые методы определения расстояний до галактик мы уже упоминали в предыдущих лекциях. Это метод диаметров, сыгравший большую роль в установлении Хабблом закона разбегания галактик, и метод ярчайших звёзд - самых ярких красных гигантов для близких эллиптических галактик и голубых и красных сверхгигантов для спиральных галактик. Но самым важным является метод, основанный на использовании зависимости период-светимость классических цефеид, который используется для определения расстояний до близких спиральных и неправильных галактик и служит основой для определения расстояний в ближайшей вселенной, так как именно с помощью наблюдения цефеид калибруется зависимость лучевая скорость-расстояние (закон Хаббла). Цефеиды в настоящее время остаются наиболее точными индикаторами расстояний (ошибка метода 10-20%) на промежутке до ≈ 10 Мпк (для сравнения - расстояние до Туманности Андромеды М31 приблизительно равно 700 кпк).
Примерно в тех же пределах (но с ошибкой до 50%) индикатором расстояния для спиральных и неправильных галактик, то есть галактик с большим количеством газа, могут служить облака ионизованного водорода. Дело в том, что диаметр крупнейшей области HII в галактике зависит от абсолютной звёздной величины этой галактики. Для определения расстояний до ближайших эллиптических галактик используются светимости переменных звёзд типа RR Лиры. Напомним также об использовании функции интегральной светимости шаровых скоплений для определения расстояний до галактик, о котором говорилось в лекции о шаровых скоплениях. Доступные методу предельные расстояния порядка 50 Мпк, при ошибке 25-50%. Сверхновые звёзды тоже используют для оценки расстояний, поскольку в максимуме блеска сверхновые типа Ia, например, имеют практически одинаковые абсолютные звёздные величины. В наземные телескопы их можно запечатлеть на расстоянии в половину размера Вселенной, а космический телескоп <Хаббл> - на еще большем расстоянии. Типичная ошибка метода в определении расстояний до галактик 25-50%. Именно данные о сверхновых типа Ia, вспыхнувших в очень далеких галактиках, свидетельствуют, что примерно 5 млрд. лет назад замедление расширения Вселенной сменилось его ускорением.
К сожалению, сверхновые вспыхивают в галактиках редко и непрогнозируемым образом, поэтому для далеких галактик разработаны другие подходы. В частности, весьма перспективными представляются два метода, которые требуют наблюдения лучевых скоростей звёзд и межзвёздной материи внутри галактик. Первый, известный как